Лабораторная работа №3.
Определение линейных размеров Солнца, протуберанцев,
пятен, корональных дыр, флоккул.
Цель работы: определить линейные размеры Солнца, протуберанцев,
пятен, корональных дыр, флоккул.
Краткая теория.
Солнце – центральный объект нашей звездной системы. В нем сосредоточена
практически вся ее масса 99%. Определить размер небесного светила
можно при помощи наблюдения, геометрических моделей и точных
расчетов. Ученым необходимо не только знать диаметр Солнца в
километрах, а также его угловые размеры, но и отслеживать активность
звезды. Ее влияние на нашу планету очень велико потоки заряженных
частиц сильно воздействуют на магнитосферу Земли
Угловой диаметр объекта это угол между линиями, идущими от
наблюдателя к диаметрально противоположным точкам на его краях. В
астрономии он измеряется в минутах (′) и секундах (″). Под ним
подразумевается не плоский угол, а телесный (объединение всех лучей,
выходящих из точки). Угловой диаметр звезды равен 31′59″. При
определении размеров Солнца помогает сравнение с другими небесными
объектами. Интересно сравнение в перспективе. К примеру, диаметр Солнца
равен 109 диаметров Земли, 9,7 диаметров Юпитера. Гравитация на Солнце
превышает земную гравитацию в 28 раз. Человек здесь весил бы 2 тонны.
Важной характеристикой Солнца является его периодическая активность,
выражающаяся в появлении на фотосфере темных пятен, в хромосфере и
короне - протуберанцев, пятен, корональных дыр, флоккул. Установлена
11-летняя периодичность явления солнечной активности.
Протуберанцы (нем. Protuberanzen, от лат. protubero вздуваюсь)
плотные конденсации относительно холодного (по сравнению с солнечной
короной) вещества, которые поднимаются и удерживаются над
поверхностью Солнца магнитным полем.
Протуберанец это образование из солнечной плазмы, имеющее
колоссальные размеры. Эти гигантские выбросы поднимаются над
поверхностью Солнца по силовым линиям его магнитного поля и
удерживаются там за счет него определенное время. Некоторые из них могут
«висеть» в околосолнечном пространстве порой до нескольких месяцев,
практические не меняя своей первоначальной формы.
Протуберанцы естества это темные волокна, хорошо видимые в
хромосфере Солнца. Их структура более плотная и холодная, чем
окружающая плазма, а химический набор элементов соответствует составу
образующего их слоя. Тем не менее их внутреннее физическое состояние
таково, что спектр одних протуберанцев перенасыщен линиями водорода, а
других различными металлами. Длительность существования их указывает
на то, что их вещество удерживается магнитными силами.
Солнечные протуберанцы выглядят как яркие образования, выступающие
по краям диска Солнца. Возникающие на его фоне, они имеют более темный
цвет, что обусловлено более низкой, чем окружающее вещество,
температурой их плазмы. На фоне горячей короны протуберанец это
плотное и холодное образование. Поднявшись с поверхности Солнца, он
частично сбрасывает своё вещество, а затем спускается и исчезает.
Некоторые из них присутствуют в короне месяцами, другие, двигаясь с
большой скоростью, не пропадают по несколько недель. Отдельные
экземпляры, имеющие колоссальную скорость, внезапно взрываются.
Протуберанцы на Солнце поражают своими необычайными размерами.
Типичные представители этих образований достигают в высоту до 40 тысяч
километров, при этом их ширина может быть около 200 тысяч километров.
Попадаются и такие выбросы, высота которых составляет 800 тысяч
километров. Неоднократно учеными были зафиксированы такие
рекордсмены, размер которых превышал 3 миллиона километров.
Извержение одного из таких громаднейших протуберанцев, который
взметнулся, выгнувшись подковой, наблюдалось с борта космического
корабля на протяжении 30 часов в августе 2010 года.
Протуберанцы отличаются волокнистой и клочковатой структурой
постоянно движущихся нитей и сгустков плазмы и многообразием форм,
классифицируемых либо по морфологическим, либо по динамическим
признакам.
По виду протуберанца, по скорости и особенностям движения вещества в
нём его можно отнести к одному из следующих классов:
Спокойные движения вещества и изменение формы в них
медленные; время существования недели и даже месяцы; наблюдаются
во всех гелиографических широтах. Они возникают либо вдали от
групп солнечных пятен, либо вблизи них на поздних стадиях их
развития. Кинетическая температура 15000°.
Активные в них происходят довольно быстрые движения потоков
вещества от протуберанца к фотосфере, от одного протуберанца к
другому. Многие спокойные протуберанцы также переживают
активную стадию, длящуюся от десятков минут до нескольких суток,
заканчивающуюся либо полным исчезновением, либо превращением
его в эруптивный протуберанец. Кинетическая температура 25000°.
Эруптивные, или изверженные по виду напоминают громадные
фонтаны, достигающие высот до 1,7 млн км над поверхностью Солнца.
Движения сгустков вещества в них происходят быстро; извергаются со
скоростями в сотни км/сек и довольно быстро изменяют свои
очертания. При увеличении высоты протуберанец слабеет и
рассеивается. В некоторых протуберанцах наблюдались резкие
изменения скорости движения отдельных сгустков. Эруптивные
протуберанцы непродолжительны.
Корональные, или петлеобразные возникают над хромосферой в
виде небольших облачков, сливающихся затем в одно облако, из
которого отдельными струями вниз к хромосфере спускаются потоки
светящегося вещества. Все явление длится несколько часов. Большие
протуберанцы и энергичные корональные выбросы достаточно редки,
они случаются значительно чаще вблизи максимума 11-летнего
солнечного цикла активности, когда наблюдается много пятен и
других активных явлений.
Следующая классификация протуберанцев, учитывающая характер движения
материи в них и форму протуберанцев, выработана в КрАО:
• I тип (встречается редко) имеет форму облака или струи дыма. Развитие
начинается от основания; вещество поднимается по спирали на большие
высоты. Скорость движения вещества может достигать 700 км/сек. На высоте
около 100 тыс. км от протуберанца отделяются куски, падающие затем
обратно по траекториям, напоминающим силовые линии магнитного поля.
II тип имеет форму искривлённых струй, начинающихся и кончающихся
на поверхности Солнца. Узлы и струи движутся как бы по магнитным
силовым линиям. Скорости движения сгустков от нескольких десятков до
100 км/сек. На высотах в несколько сотен тысяч км струи и сгустки угасают.
•III тип имеет форму кустарника или дерева; достигает очень больших
размеров. Движения сгустков (до десятков км/сек) неупорядочены.
Солнечные пя
тна тёмные области на Солнце, температура которых
понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками
фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических
приборов, а в случае крупных пятен и невооружённым глазом) в виде
тёмных пятен. Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу
сильных (до нескольких тысяч гаусс) магнитных полей. Потемнение
фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем
конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока
переноса тепловой энергии в этих областях.
Количество пятен на Солнце (и связанное с ним число Вольфа) один из
главных показателей солнечной магнитной активности.
На более холодных звёздах (класса K и холоднее) наблюдаются пятна
намного большей площади, чем на Солнце.
Пятна возникают в результате возмущений отдельных участков магнитного
поля Солнца. В начале этого процесса трубки магнитного поля
«прорываются» сквозь фотосферу в область короны, и сильное поле
подавляет конвективное движение плазмы в гранулах, препятствуя в этих
местах переносу энергии из внутренних областей наружу. Сначала в этом
месте возникает факел, чуть позже и западнее маленькая точка,
называемая пора, размером несколько тысяч километров. В течение
нескольких часов величина магнитной индукции растет (при начальных
значениях 0,1 тесла), размер и количество пор увеличивается. Они
сливаются друг с другом и формируют одно или несколько пятен. В период
наибольшей активности пятен величина магнитной индукции может
достигать 0,4 тесла.
Срок существования пятен достигает нескольких месяцев, то есть
отдельные группы пятен могут наблюдаться в течение нескольких оборотов
Солнца. Именно этот факт (движение наблюдаемых пятен по солнечному
диску) послужил основой для доказательства вращения Солнца и позволил
провести первые измерения периода обращения Солнца вокруг своей оси.
Пятна обычно образуются группами, однако иногда возникает одиночное
пятно, живущее всего несколько дней, или биполярная группа: два пятна
разной магнитной полярности, соединённые линиями магнитного поля.
Западное пятно в такой биполярной группе называется «ведущим»,
«головным» или «P-пятном» (от англ. preceding), восточное «ведомым»,
«хвостовым» или «F-пятном» (от англ. following).
Только половина пятен живёт больше двух дней, и всего десятая часть
более 11 дней.
В начале 11-летнего цикла солнечной активности пятна на Солнце
появляются на высоких гелиографических широтах (порядка ±25—30°), а с
ходом цикла пятна мигрируют к солнечному экватору, в конце цикла
достигая широт ±5—10°. Эта закономерность носит название «закон
Шпёрера».
Группы пятен ориентируются приблизительно параллельно солнечному
экватору, однако отмечается некоторый наклон оси группы относительно
экватора, который имеет тенденцию к увеличению для групп,
расположенных дальше от экватора (т. н. «закон Джоя»).
Средняя температура фотосферы Солнца около 6000 К (эффективная
температура 5770 К, температура излучения 6050 К). Центральная,
самая тёмная, область пятен имеет температуру всего около 4000 К,
наружные области пятен, граничащие с нормальной фотосферой, от 5000
до 5500 К. Несмотря на то, что температура пятен ниже, их вещество все
равно излучает свет, пусть и в меньшей степени, чем остальная фотосфера.
Именно из-за этой разницы температур при наблюдении и возникает
ощущение, что пятна тёмные, почти чёрные, хотя на самом деле они тоже
светятся, однако их свечение теряется на фоне более яркого солнечного
диска.
Центральная тёмная часть пятна носит название тени. Обычно её диаметр
составляет около 0,4 диаметра пятна. В тени напряжённость магнитного
поля и температура довольно однородны, а интенсивность свечения в
видимом свете составляет 5-15 % от фотосферной величины. Тень окружена
полутенью, состоящей из светлых и тёмных радиальных волокон с
интенсивностью свечения от 60 до 95 % от фотосферного.
фотосфера Солнца в области, где располагается пятно, расположена
примерно на 500—700 км глубже, чем верхняя граница окружающей
фотосферы. Это явление носит название «вильсоновской депрессии».
Пятна области наибольшей активности на Солнце. В случае, если пятен
много, то существует высокая вероятность того, что произойдет
пересоединение магнитных линий линии, проходящие внутри одной
группы пятен, рекомбинируют с линиями из другой группы пятен,
имеющими противоположную полярность. Видимым результатом этого
процесса является солнечная вспышка. Всплеск излучения, достигая Земли,
вызывает сильные возмущения её магнитного поля, нарушает работу
спутников и даже оказывает влияние на расположенные на планете объекты.
Из-за нарушений магнитного поля Земли увеличивается вероятность
возникновения северных сияний в низких географических широтах.
Ионосфера Земли также подвержена флуктуациям солнечной активности, что
проявляется в изменении распространения коротких радиоволн.
Корональные дыры (англ. coronal holes) области в солнечной короне,
где понижены плотность и температура плазмы. Как правило, плотность в
таких районах примерно в сто раз меньше, чем в остальных областях короны.
Появление корональных дыр фиксируется с помощью изображений,
полученных в рентгеновском диапазоне со спутников.
Появление корональных дыр связывают с
периодом ремиссии временем
минимальной солнечной активности.
Корональные дыры являются важным
элементом солнечно-земной физики,
приводя к различным эффектам
космической погоды, в частности к
геомагнитной активности. Зачастую
корональные дыры являются основным
фактором, влияющим на ионосферу и
магнитное поле Земли. Расположены они
обычно в полярных районах Солнца, однако в период максимума могут
наблюдаться на всех широтах.
Корональные дыры являются причиной возникновения северных сияний.
Это связано с воздействием плазмы на атмосферу и магнитное поле нашей
планеты. В северных широтах расположен полюс, вокруг которого
концентрируется энергия. Она, проходя через атмосферу, приводит к
образованию ярких вспышек. Их называют северными сияниями. Они всегда
связаны с повышенной магнитной активностью Солнца или Земли и часто
возникают как реакция на воздействие радиации.
На фото видно, что темная область накрывает шапкой почти всю полярную
часть Солнца. Ее называют корональной дырой, поскольку подобные
аномалии возникает в верхних слоях солнечной атмосферы - в солнечной
короне. Дыра была замечена 18 июля 2013 года. В поперечнике она почти
миллион километров.
Дыры такого размера возникали и раньше. Хотя и не часто", - успокоил
старший научный сотрудник Института солнечно-земной физики СО РАН,
директор астрономической обсерватории Иркутского государственного
университета, доктор физико-математических наук Сергей Язев.
Темные области представляют собой всего лишь участки пониженной
плотности и температуры. Хуже другое. По словам ученого, корональные
дыры - это еще и мощные источники солнечного ветра. Как и корональные
выбросы-вспышки. И в том и в другом случаях светило "выстреливает"
солнечное вещество, которое устремляется в космос и попадает на Землю,
вызывая магнитные бури, влияющие на самочувствие людей.
Корональные дыры — не вполне удачное название, которым обозначаются
более темные области на поверхности Солнца, наблюдаемые на снимках,
поступающих с космических телескопов. Не вполне удачно оно просто
потому, что корональная дыра это совсем не дыра, а просто область короны,
которая имеет более низкую светимость. Впрочем, посмотрев на снимки
этого явления, нельзя не отметить, что это название отчасти оправдано. По
крайней мере, при определенной доле воображения действительно можно
представить, что перед нами гигантский провал, ведущий куда-то вглубь
Солнца.
Вопрос, почему часть короны Солнца может вдруг перестать светить,
несмотря на кажущуюся трудность, имеет простой ответ. Надо лишь
вспомнить, что корона Солнца представляет собой ионизованный газ, а
главное свойство газа, как известно из курса физики, состоит в том, что он
всегда стремится расшириться и занять весь предоставляемый ему объем. В
случае Солнца этому препятствует магнитное поле. Линии солнечного поля,
как правило, представляют собой петли, которые обоими основаниями
упираются в поверхность Солнца и образуют собой ловушку,
удерживающую плазму.
Так как магнитное поле Солнца меняется довольно медленно, то
образовавшаяся корональная дыра может существовать несколько недель, а
порой и месяцев, несколько раз за это время появляясь на краю
вращающегося Солнца, проходя по диску и скрываясь за горизонтом.
Корональные дыры представляют собой довольно забавное зрелище с точки
зрения разнообразия размеров и форм. В целом, на форму корональной дыры
нет никаких физических ограничений. По своей «механике» она близка к
кляксе, способной принимать самые причудливые очертания. Нередко в этих
очертаниях удается разглядеть те или иные привычные объекты или
предметы. Такие сообщения очень любит пресса. В корональных дырах
можно разглядеть птиц, различные геометрические фигуры, лица людей,
морских обитателей и множество иных разнообразных форм.
Впрочем, помимо придания Солнцу забавного вида, корональные дыры
играют и вполне значимую физическую роль. В частности это вторая по
значимости после солнечных вспышек причина магнитных бурь, которые
периодически регистрируются не Земле. Впрочем, это, как и влияние
корональных дыр на солнечный ветер, совсем другая история.
Корональная дыра — это участок Солнца, где его магнитное поле
открывается в межпланетное пространство, благодаря чему горячее вещество
из короны быстрее выбрасывается наружу. В итоге в этих областях остается
крайне мало горячей плазмы, поэтому на фоне более горячего и яркого
окружения они выглядят такими темными.
Как поясняют специалисты НАСА, корональные дыры могут занимать до
четверти поверхности Солнца и сохраняться в течение нескольких недель
или даже месяцев.
В целом они не представляют угрозы, но иногда приводят к некоторым
проблемам на Земле. Солнечные ветры, высвобожденные из короны,
способны образовывать магнитные бури, нарушающие работу спутниковых и
радиокоммуникационных систем. С другой стороны, они могут вызывать
потрясающие полярные сияния.
Флоккулы (от лат. floccus «клочок»; ед. число флоккула или флоккул;
также употребляется термин «хромосферные факелы») волокнистые
образования в хромосфере Солнца, имеющие большую яркость и плотность,
чем окружающие их участки. Являются продолжением фотосферных
факелов в хромосферу. Обычно находятся вблизи областей с сильными
магнитными полями (активных областей), часто окружают солнечные пятна.
Области хромосферы, занимаемые флоккулами, называют «флоккульными
полями». Иногда, следуя англоязычной литературе, в которой термин flocculi
считается устаревшим, флоккулы и флоккульные поля называют «пляжами»
(англ. plages).
Фотография хромосферы Солнца в линии Hα.
Флоккульные поля (пляжи) видны как светлые
волокнистые образования в центральной части
диска.
На обычных (выполненных в белом свете) изображениях Солнца,
флоккулы практически не видны. Они наблюдаются в свете фраунгоферовых
линий средней и большой интенсивности на специально получаемых в
частотах этих линий снимках Солнца (спектрогелиограммах), где обычно
видны как яркие области размером в несколько минут дуги. Чаще всего
флоккулы наблюдают в свете линии водорода и линий H и K
ионизованного кальция (CaII). В специальных случаях (в свете ряда
относительно слабых линий металлов или в линии HeI) могут, напротив,
выглядеть как тёмные области.
Флоккулы ориентированы вдоль силовых линий магнитного поля. В линии
Hα они выглядят характерным образом, напоминающим расположение
металлических опилок на стекле, располагающемся над магнитом. Иногда
над одиночными солнечными пятнами появляется вихревая структура типа
циклона.
Флоккулы в линиях H и K CaII имеют большие размеры, расположены
выше, чем водородные, и выглядят гораздо аморфнее. Кальциевые флоккулы
являются хорошими индикаторами появления локальных магнитных полей
на Солнце: они заметны везде, где напряженность магнитного поля
превышает 5 Э. Яркость флоккул растет с напряжённостью поля (до полей в
несколько сотен Э).
Количество флоккул на диске Солнца меняется с солнечной активностью: в
период максимума солнечного цикла флоккулы, видимые в линии Hα, могут
покрывать до одной десятой площади диска Солнца.
Определение линейных размеров Солнца, протуберанцев,
пятен, корональных дыр, флоккул.
При наблюдении Солнца можно измерить угол, под которым оно видно
земному наблюдателю. Зная этот угловой радиус светила α2 и расстояние до
светила L, можно вычислить линейный радиус Rс (рис.1 ):
Рис.1
Rс=L / Sin α2 (1)
Аналогично для радиуса Земли R
R =L / Sin α1 (2)
Из формул (1) и (2) получим соотношение: (3)
21
sin sin
c
RR

=
Из формулы (3) получим соотношение: (4)
1
2
sin
sin
c
RR
=
.
Так как углы α1 и α2 малы, то Sin α1 = α1, Sin α2 = α2. В результате
получим:
1
2
c
RR
=
(3).
Для определении линейных размеров протуберанцев, солнечных пятен,
корональных дыр, флоккул используют одинаковый способ: измеряется
диаметр Солнца линейкой, затем этой же линейкой измеряется размер
объекта (протуберанцев, солнечных пятен, корональных дыр, флоккул).
Порядок выполнения работы.
Задание № 1. Определение линейных размеров Солнца.
Для выполнения задания получить на компьютере изображение рисунка 1.
Определить углы α1 и α2. Выразить значения углов в секундах.
Из формулы (3) получить значение радиуса Солнца, а затем его диаметра
(радиус Земли R= 6378 км).
Задание № 2. Определение линейных размеров протуберанцев,
солнечных пятен, корональных дыр, флоккул.
Для определения линейных размеров протуберанцев, солнечных пятен,
корональных дыр, флоккул:
1) на фотографии измеряем линейкой диаметр Солнца
2) определяем цену деления линейки в километрах:
n цена деления шкалы линейки,
D диаметр Солнца (Rс = 696 000 км)
N число делений на линейке
D
nN
=
.
3) на фотографии измеряем линейкой размер: протуберанца,
солнечного пятна, корональной дыры, флоккулы и занести в
таблицу
H = N n, где H размер объекта, N число делений на линейке,
n цена деления шкалы линейки в километрах.
4) Сравнить полученные данные с размерами Земли и сделать вывод.
Размер H , км
протуберанец
1
2
3
солнечное
пятно
1
2
3
корональная
дыра
1
2
3
флоккула
1
2
3
Вывод:
Контрольные вопросы.
1. Дать определение: что такое протуберанцы, солнечные пятна,
корональные дыры, флоккулы.
2. Методика определения линейных размеров Солнца, протуберан-
цев, солнечных пятен, корональных дыр, флоккул.
3. Сделать вывод по результатам работы.